Etudier la réactivité chimique dans les environnements astrophysiques est un moyen important pour améliorer notre compréhension de l’origine de la matière organique au sein des nuages moléculaires, dans les disques protoplanétaires et, éventuellement, en tant que destination finale, dans notre système solaire. Les simulations en laboratoire de la réactivité qui peut avoir lieu au sein d’analogues de glaces de type cométaires et/ou interstellaires fournissent des indications importantes sur celle qui peut avoir lieu au sein d’objets astrophysiques.

Dans une publication récente dans le journal Astronomy & Astrophysics, une équipe de chercheurs français a utilisé ces simulations expérimentales pour étudier la formation de l’aminoacétonitrile via la synthèse de Strecker, une réaction bien connue en chimie prébiotique qui permet la formation d’acides aminés via leurs dérivés aminonitriles, mais qui cette fois a été montré comme pouvant avoir lieu dans des conditions extrêmes de température et de pression représentatives de milieux astrophysiques. L’aminoacétonitrile est un composé intéressant en astrochimie, car il a été détecté dans SgrB2. Il pourrait ainsi être un réservoir et un précurseur de la glycine, le plus petit des acides aminés, dans différents environnements astrophysiques. Il est ainsi montré qu’en réchauffant une glace préalablement formée à 20K incluant initialement de la méthanimine, de l’ammoniac et du cyanure d’hydrogène, l’ammoniac et le cyanure d’hydrogène réagissent rapidement pour former le sel correspondant [NH₄^{+ -}CN], et que ^–CN réagit la méthanimine pour mener la formation de poly(méthylènimine). La longueur des polymères dépend du rapport initial entre la méthanimine et [NH₄^{+ -}CN]. Lorsque la méthanimine est progressivement diluée dans le sel [NH₄^{+ -}CN], la longueur de chaîne diminue pour aboutir à la formation de l’aminoacétonitrile à 135K. Par conséquent, ces résultats démontrent la possibilité de former l’aminoacétonitrile, un précurseur de la glycine, à travers la réaction de Strecker. L’hydrolyse de l’aminoacétonitrile menant à la glycine ne semble pas pourvoir se faire en conditions astrophysiques, sauf peut être au sein de certains astéroïdes qui auraient pu connaître une phase aqueuse en leur sein.

La molécule d'aminoacetonitrile

Pour en savoir plus :

G. Danger, F. Borget, M. Chomat, F. Duvernay, P. Theulé, J.-C. Guillemin, L. Le Sergeant d’Hendecourt, and T. Chiavassa, Experimental investigation of aminoacetonitrile formation through the Strecker synthesis in astrophysical-like conditions: reactivity of methanimine (CH2NH), ammonia (NH3), and hydrogen cyanide (HCN), A&A 535, A47 (2011)

De l’hydantoïne a été obtenue en laboratoire dans des conditions similaires à celles existant au sein des glaces interstellaires. C’est le résultat auquel viennent d’arriver des chercheurs de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS, Université Paris-sud), du Centre de Biophysique Moléculaire (CNRS) et de la NASA. Issue de la condensation de l’urée et de l’acide glycolique présentes par ailleurs dans les météorites, l’hydantoïne, peut jouer le rôle de catalyseur pour la formation de chaines peptidiques. Cette formation de proto-protéines peut avoir lieu dans des conditions adéquates, telles celles qui existaient dans les océans de la Terre primitive, étape probablement essentielle à l’apparition de la vie.

Le milieu interstellaire contient beaucoup de molécules, en particulier organiques. Observées dans la phase gazeuse par la radioastronomie, ces molécules se condensent facilement sous forme de glaces « sales »,  sur les grains interstellaires dans les régions de formation d’étoiles, connues sous le nom de nuage moléculaires denses. En s’effondrant, ces nuages vont former étoiles, disques protoplanétaires, planètes et toutes sortes de débris comme les comètes et les astéroïdes. L’hypothèse selon laquelle comètes et astéroïdes en tombant à la surface de la Terre ont pu amener eau et matière organique nécessaires à une activité de chimie prébiotique menant ensuite à l’origine de la vie a été considérée depuis longtemps. Ces glaces sales peuvent être reproduites en laboratoire, leurs spectres infrarouges enregistrés et comparés avec succès aux observations astronomiques. La simulation en laboratoire peut prendre en compte les processus d’irradiation, en particulier dans l’ultraviolet, qui mènent à une photochimie très riche et à la fabrication dans ces glaces de nombreux composés chimiques considérés comme prébiotiques, en particulier de très nombreux acides aminés.

Comète Hale-Bopp avec en surimpression la formule chimique de l'hydantoïne. © N. Biver. LESIA.

Au cours de ces simulations, des molécules aussi importantes que l’urée et l’acide glycolique sont formées, molécules déjà présentes dans les comètes. Or, en chimie organique la condensation de l’urée et de l’acide glycolique permet d’obtenir une molécule bien spécifique, l’hydantoïne. Une collaboration entre des chercheurs de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS-UPS) à Orsay, du Centre de Biophysique Moléculaire à Orléans (CNRS) et de NASA Ames a permis de détecter récemment cette importante molécule dans les résidus organiques produits lors de ces simulations. L’importance de ce résultat tient dans le fait que l’ hydantoïne est connue pour être un catalyseur de formation de chaînes peptidiques et donc de ce que les chimistes appellent des oligopeptides qui peuvent être considérées comme des protoprotéines. Ainsi donc, dans des conditions anoxiques de l’atmosphère primitive de la Terre et en présence d’eau liquide, la libération d’hydantoïne, en complément de nombreuses autres molécules organiques, permettrait de faciliter grandement la fabrication de « protoprotéines » en milieu aqueux ainsi que suggéré par les modèles théoriques développés dans les années 1990 par A. Commeyras à Montpellier. Ce résultat sur l’hydantoïne devrait permettre d’élaborer des scénarios expérimentaux visant à la production des ces oligopeptides dans un océan primitif par un processus physico-chimique déterministe menant à l’apparition de protéines, une étape incontournable pour l’apparition de la vie.

Pour en savoir plus :

« Prebiotic Significance of Extraterrestrial Ice Photochemistry : Detection of Hydantoin in Organic Residues ». Pierre de Marcellus, Marylène Bertrand, Michel Nuevo, Frances Westall, and Louis Le Sergeant d’Hendecourt. L., Astrobiology, vol. 11, no. 9, pages 847-854, Novembre 2011.

Un article de synthèse [1] récemment publié dans la revue Nature fait le point suite au nombre croissant de détections d’argiles et autres minéraux hydratés à la surface de Mars. Que nous apprennent ces minéraux sur l’histoire de la planète ? Les auteurs révèlent que la majeure partie des argiles détectées auraient été formées dans le sous-sol martien par des processus hydrothermaux plutôt qu’en surface dans des étendues d’eau liquide. Ces dernières auraient été relativement rares au cours de l’histoire de Mars, tandis que le sous-sol connaissait des conditions bien plus propices à l’émergence, voire au développement de la vie.

Depuis de nombreuses années, diverses formations géologiques liées à l’action de l’eau liquide (lits de rivières asséchées, deltas, anciens lacs…) ont été observées à la surface de Mars. L’image d’une planète Mars primitive au climat chaud et humide, et à l’atmosphère plus épaisse permettant un cycle hydrologique en surface semblable à celui de la Terre, était assez répandue. Mais depuis l’arrivée en orbite martienne des sondes Mars Express (2004) et MRO (2006), les indices sur l’environnement passé de Mars ne sont plus seulement morphologiques mais également minéralogiques. Les spectro-imageurs OMEGA et CRISM embarqués sur ces sondes ont détectés des minéraux hydratés (argiles et sulfates) formés en présence d’eau, dont la nature renseigne sur les conditions environnementales au moment de leur formation. C’est en se basant sur le nombre croissant de données acquises depuis 2004 et sur les mécanismes de formation des minéraux détectés que les auteurs de l’étude [1] proposent une nouvelle lecture de l’histoire de Mars.

Les cratères d’impacts et l’érosion exposent en surface des minéraux jadis enfouis dans le sous-sol martien. Les spectro-imageurs embarqués sur les sondes Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter permettent de déterminer leur nature en analysant la lumière qu’ils renvoient. (crédits : NASA/JPL-Caltech/JHUAPL)

Les argiles se forment généralement sur Terre via une érosion lente des roches par de l’eau liquide. Ce processus de formation a sans doute été similaire sur Mars, mais il n’a pas nécessairement eu lieu en surface. En effet, les argiles les plus abondantes sur Mars sont des smectites de fer et de magnésium (ex. : nontronite, saponite) dont la formation s’explique plus aisément par l’érosion de roches par de faibles quantités d’eau dans un système fermé (c’est à dire sans contact avec l’atmosphère) et à des températures relativement chaudes, jusqu’à 400°C pour certaines argiles détectées. Ces conditions de formation n’auraient pas été réunies à la surface de Mars : de grandes quantités d’eau en contact avec l’atmosphère auraient conduit à la formation d’argiles de composition élémentaire différente des smectites de fer et de magnésium observées en majorité sur Mars, dans la croûte des terrains les plus anciens.

Chronologie indiquant les ères géologiques de la planète Mars ainsi que la nature des environnements aqueux et des minéraux d’altération formés à l’époque et observés aujourd’hui dans différents endroits de la surface de Mars par CRISM et OMEGA. Figure adaptée de Ehlmann et al. 2011.

Selon ce scénario, de -4,1 à -3,7 milliards d’années, durant toute la période du Noachien, Mars a connu un sous-sol chaud et humide où avaient lieu des processus hydrothermaux entretenus par le bombardement météoritique, le volcanisme et le gradient géothermique. Cette sous-surface où les interactions entre eau liquide et roches étaient privilégiées a pu constituer un environnement idéal pour le développement et l’hébergement de systèmes vivants.

À l’inverse, la surface de Mars serait restée froide et aride, principalement gouvernée par des processus impliquant l’eau sous forme de glace ou de gaz, et seulement très ponctuellement sous forme liquide à la faveur de changements climatiques dus à une forte obliquité et/ou à des émissions volcaniques de gaz à effet de serre. Vers -3,7 milliards d’années, l’écoulement d’eau liquide en surface a pu connaître une activité importante, bien qu’éphémère, creusant lits de rivières et deltas, et formant des dépôts stratigraphiques d’argiles recouverts d’argiles riches en aluminium (ex. : montmorillonite) dont la formation est privilégiée en système ouvert (lorsque l’eau est abondante et en contact avec l’atmosphère). La disponibilité de l’eau liquide aurait été bien plus longue dans le sous-sol, avant de décliner progressivement avec la baisse des processus générateurs de chaleur (impacts, volcanisme et gradient géothermique évoqués précédemment).

Ce réseau fluviatile observé dans les terrains anciens de l’hémisphère sud de Mars par les orbiteurs Viking atteste de l’écoulement passé d'eau liquide sur Mars : mais pendant combien de temps ?... (crédits : NASA/JPL/Calvin Hamilton/LPI)

Ce scénario d’une planète Mars primitive à la surface froide et aride est en accord avec les modélisations atmosphériques [2] effectuées en laboratoire pour tenter de comprendre quel a pu être le climat martien il y a plus de 3,7 milliards d’années. Ces simulations numériques montrent qu’une atmosphère plus épaisse qu’aujourd’hui autour de Mars aurait effectivement permis une température de surface un peu plus chaude, mais cependant trop froide pour maintenir sur le long terme un climat chaud et humide comme sur Terre.

La sonde MAVEN (pour Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) qui sera lancée fin 2013 pourra apporter de nouveaux éléments de réponse. Elle analysera l’atmosphère martienne pour tenter de savoir si oui non elle était plus épaisse qu’aujourd’hui il y a environ 4 milliards d’années. Par ailleurs, le robot Opportunity analyse actuellement les rebords d’un cratère datant du Noachien autour duquel l’instrument CRISM a détecté des argiles. Enfin, le robot Curiosity de la mission Mars Science Laboratory sera lancé le 25 novembre et se posera début août 2012 dans le cratère Gale, notamment pour y analyser les argiles qui y ont été détectées.

Références :

[1] Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard, Scott L. Murchie, Jean-Pierre Bibring, Alain Meunier, Abigail A. Fraeman & Yves Langevin, Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars, Nature 479, 53–60, 3 novembre 2011, doi:10.1038/nature10582

[2] Ces modélisations sont réalisées au Laboratoire de Météorologie Dynamique de l’Université Pierre et Marie Curie. Robin Wordsworth, François Forget et leurs collègues ont présenté des résultats de modélisation de l’atmosphère de Mars primitive au congrès international DPS-EPSC qui s’est tenu à Nantes en octobre 2011. Voir par exemple : R. Wordsworth , F. Forget, E. Millour, J.-B.Madeleine & B. Charnay, Comparison of scenarios for Martian valley network formation using a 3D model of the early climate and water cycle, EPSC Abstracts, Vol. 6, EPSC-DPS2011-1373, 2011, EPSC-DPS Joint Meeting 2011 (http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC-DPS2011/EPSC-DPS2011-1373.pdf)

Un berceau possible de la vie sur Terre vient d’être identifié par une équipe internationale menée par des chercheurs du Laboratoire de géologie de Lyon : Terre, planètes et environnement (CNRS/Université Claude Bernard Lyon 1/ENS de Lyon). Il s’agit des volcans de boue d’Isua, au sud-ouest du Groenland. Ces volcans ont libéré, il y a presque quatre milliards d’années, des éléments chimiques indispensables à la formation des premières biomolécules, dans des conditions propices à la vie. C’est la première fois qu’un tel environnement, réunissant tous les éléments nécessaires pour l’éclosion de la vie, est identifié par des scientifiques dans des terrains vieux de 3,8 milliards d’années. Ces travaux sont publiés cette semaine dans la revue PNAS.

La serpentinite est une roche vert sombre utilisée en décoration et joaillerie. Dans la nature, elle se forme lorsque de l’eau de mer s’infiltre dans le manteau supérieur, à des profondeurs pouvant aller jusqu’à 200 km dans les zones de subduction. D’après les scientifiques, cette roche, située en particulier dans les parois des sources hydrothermales, pourrait jouer un rôle majeur dans l’apparition des premières biomolécules.

Il a été souvent présumé que la vie s’est développée à proximité de sources hydrothermale connues sous le nom de fumeurs noirs (1), comme il en existe au fond de l’océan le long des rides médio-océaniques. La richesse de ces « geysers » sous-marins en hydrogène, méthane et ammoniac semblait favorable à l’émergence de la vie primitive. Malheureusement, ces fumeurs noirs sont très acides, ce qui ne permet pas de stabiliser les acides aminés, et donc de former des molécules organiques.

L’équipe de scientifiques qui publie cet article s’est intéressée aux serpentinites d’Isua, au sud-ouest du Groenland, qui datent du début de l’Archéen (2). Agées de 3,8 milliards d’années, les roches d’Isua figurent parmi les plus anciennes du monde. S’appuyant sur les isotopes du zinc comme indicateur du caractère basique ou acide d’un milieu, les chercheurs ont mis en évidence le caractère basique des eaux thermales qui ont baigné les serpentinites d’Isua, révélant ainsi que ces roches constituaient un environnement favorable à la stabilisation des acides aminés.

Les chercheurs ont également comparé ces serpentinites à des équivalents récents provenant de la dorsale de l’océan Arctique, des Alpes et du Mexique : les roches d’Isua présentent un appauvrissement exceptionnel en isotopes lourds du zinc par rapport à ces dernières. En revanche, leur zinc est isotopiquement semblable à celui des volcans de boue de la fosse des Mariannes. Il y a près de 4 milliards d’années, alors que les continents n’occupaient qu’une très petite partie de la surface du globe, la croûte océanique d’Isua devait être traversée par des fluides hydrothermaux basiques, riches en carbonates et à des températures de 100 à 300°C. Un autre élément indispensable à la vie, le phosphore, est abondant dans les milieux où se produit la serpentinisation (3). Or, ce processus est à l’origine des volcans de boue. Ainsi, toutes les conditions nécessaires étaient réunies à Isua pour que des molécules organiques puissent non seulement se former mais aussi être stables. Les volcans de boue d’Isua constituent donc un environnement particulièrement propice à l’émergence de la vie primitive terrestre.

Pour être reconnue en temps que telle, une science se doit de définir ses objectifs. Il en va de même pour la chimie prébiotique.

Celle-ci pourrait être définie comme l’étude de l’évolution chimique ayant conduit à la formation des premiers organismes vivants. Le passage du « non-vivant » au « vivant » a forcément été progressif et la logique aristotélicienne, qui veut qu’un élément n’appartienne qu’à une seule de ces classes (« vivant » ou « non-vivant »), ne permet donc pas de caractériser de manière satisfaisante les systèmes durant la période prébiotique.

(c) Warwick Bromley

Dans les années soixante Zadeh a introduit un outil méthodologique, la logique floue, permettant de traiter ces questions pour lesquelles il n’existe pas de critères clairs quant à l’appartenance exclusive à une classe.  En logique floue, un objet est caractérisé par un index, variant de 0 à 1, caractérisant son appartenance plus ou moins grande à une classe.  Un indice 1 signifie que l’objet appartient exclusivement à la classe A, mais rien n’empêche un objet d’appartenir simultanément à la classe A et à la classe B.  Dans un tel cas, l’objet est caractérisé pour chacune de ses classes par un index compris entre 0 et 1.   La chimie prébiotique  peut ainsi être considérée comme la recherche des mécanismes réactionnels ayant mené à la transition de systèmes caractérisés par un index de 0 sur l’échelle du vivant vers des systèmes caractérisés par un index de 1.

Bien évidemment, le choix des critères permettant de définir les limites extrêmes de l’échelle qui va du non-vivant (classe A) au vivant (classe B) sont nécessairement conventionnels et les auteurs font une proposition en la matière. Ils accordent la valeur 1 à la cellule et la valeur 0 aux molécules,  mêmes constitutives des êtres vivants, pour autant que ces molécules existent dans la nature et résultent de synthèses abiotiques. C’est le cas des acides aminés qui, ont le sait, sont présents dans la matière chondritique.

Selon les auteurs d’un article récent paru dans les « Comptes Rendus Chimie », les expériences historiques de Stanley Miller qui, à l’époque relevaient de la chimie prébiotique (elles n’avaient pas encore été détectées dans la chondrite de Murchison), n’en relèveraient plus si elles étaient pratiquées aujourd’hui. En revanche, les travaux visant à trouver des voies de synthèse de nucléotides dans les conditions qui prévalaient sur la Terre primitive, relève aujourd’hui de la chimie prébiotique ; un  nucléotide est déjà « un peu » vivant et un polynucléotide l’est plus encore !

Pour en savoir plus :

Bruylants, G., Bartik, K., and Reisse, J., 2011. Prebiotic chemistry: A fuzzy field. Comptes Rendus Chimie 14, 388-391. (lien)

Une mission spatiale est actuellement en préparation afin de chercher des traces de vie dans des roches martiennes. Prévue pour un lancement en 2018, elle combine les missions européenne, ExoMars, et américaine, Max-C, initialement développées. Elle constitue la première étape du projet Mars Sample Return dont l’objectif est de sélectionner et de stocker des roches avant de les renvoyer sur Terre en 2025.

Pour rechercher de la vie sur Mars il faut répondre à deux questions : quel genre de vie peut-on s’attendre à trouver sur Mars ? et quelle stratégie utiliser pour en identifier les éventuelles traces? Pour répondre à ces questions notre approche consiste à se servir de roches terrestres très anciennes qui se sont formées à la même époque que le Noachien martien (de -4,1 à -3,5 Ga). La planète rouge avait alors un environnement habitable, avec notamment de l’eau liquide en surface. Cette similitude dans les conditions environnementales sur la jeune Terre et la jeune Mars laisse penser qu’une vie martienne aurait pu y apparaître et y survivre pendant au moins plusieurs centaines de millions d’années. Comme sur la jeune Terre, les sédiments volcaniques et leurs produits d’altération (argiles, phyllosilicates) qui se sont déposés sur le littoral de grands bassins, auraient pu être le lieu de développement de colonies microbiennes. Par exemple, des organismes chimiolithotrophes auraient pu coloniser la surface de grains volcaniques, la poussière volcanique et les pores de morceaux de pierre de ponce, ou des organismes phototrophes auraient pu se développer et former des tapis sur les surfaces de sédiments exposés à la lumière du Soleil. Si tel est le cas, ces microbes pourraient alors être encore présents sous forme de fossiles, cachés dans les sédiments martiens de plus de 3,5 Ga.

Concept artistique de la mission Mars Sample Return (c) NASA

Afin d’élaborer une stratégie pour détecter ces hypothétiques fossiles, nous avons donc analysé des roches terrestres vieilles de 3,446 Ga provenant du Kitty’s Gap Chert, du Craton de Pilbara en Australie. L’étude de ces roches contenant parmi les plus anciennes traces de vie terrestre nous a permis de caractériser l’environnement géochimique à l’échelle des microbes, de l’ordre de quelques dizaines à plusieurs centaines de micromètres. De petits filaments (de 0,3 µm d’épaisseur et de plusieurs dizaines de micromètres de longueur) ainsi que des colonies et des chaînes de petites coques microbiennes (0,4-0,8 µm) silicifiés ont ainsi été analysés. Leur origine biologique à pu être démontrée à partir de leur morphologie, leur composition carbonée, leur composition isotopique en carbone et leur distribution par rapport à des micro-habitats. En effet, ces traces très anciennes sont particulièrement délicates à étudier ; elles ne sont pas visibles à l’œil nu ni même au microscope optique par exemple. Leur identification nécessite donc l’utilisation d‘instruments de très haute résolution et de très haute performance. De tels équipements n’étant pas spatialisables, cette étude montre qu’il sera probablement impossible d’identifier sans ambiguïté des traces de vie directement à la surface Mars et qu’il faudra attendre les échantillons rapportés sur Terre en 2025. La stratégie utilisée pour réaliser ces analyses devra alors être la même que celle utilisée lors de l’étude des plus anciennes traces de vie fossile terrestre.

 Ces travaux viennent d’être publiés dans Planetary and Space Science :

Westall, F., et al., 2011. Volcaniclastic habitats for early life on Earth and Mars: A case study from 3.5 Ga-old rocks from the Pilbara, Australia. Planetary and Space Science 59 (2011) 1093–1106

Une équipe d’astronomes observant avec HARPS, l’instrument de l’ESO leader mondial des « chasseurs de planètes », a annoncé une moisson riche de plus de 50 nouvelles exoplanètes, incluant 16 super-Terres(*), dont l’une est en orbite à la lisière de la zone habitable de son étoile. En étudiant les propriétés de toutes les planètes découvertes avec HARPS jusqu’à présent, l’équipe à mis en évidence qu’environ 40% des étoiles semblables au Soleil possède au moins une planète plus légère que Saturne.

[(*)Précision "SFE" au lecteur : Le terme de super-Terre peut être trompeur car il n'est déterminé uniquement que par la masse de la planète. Il n'implique en aucun cas que la planète puisse abriter la vie ou que certaines conditions de surface (température, pression, composition de l'atmosphère..) soient proches de celles de la Terre].

Le spectrographe HARPS du télescope de 3,6 mètres à l’Observatoire de l’ESO à La Silla au Chili est le découvreur de planète qui a le plus de succès au monde [1]. L’équipe de HARPS, dirigée par Michel Mayor (Université de Genève, Suisse), a annoncé aujourd’hui la découverte de plus de 50 nouvelles exoplanètes en orbite autour d’étoiles proches, incluant seize super-Terres [2]. C’est le plus grand nombre de planètes de ce type jamais annoncé en une seule fois [3]. Les nouveaux résultats ont été présentés à une conférence internationale sur les Systèmes Solaire Extrêmes dans le Wyoming (Etats-Unis), où 350 experts en exoplanètes sont réunis.

« La moisson de découvertes avec HARPS va au-delà de toute attente et comprend une population exceptionnellement riche de planètes de type super-Terre et de type Neptune,  autour d’étoiles très semblables à notre Soleil. Et encore mieux, les nouveaux résultats montrent que le rythme des découvertes s’accélère, » explique Michel Mayor.

Vue d'artiste de l'exoplanète tellurique HD 85512 b (c) ESO

Depuis qu’HARPS a commencé à être utilisé pour observer les étoiles semblables au Soleil par la méthode des vitesses radiales, il y a huit ans, il a permis de découvrir plus de 150 nouvelles planètes. Environ les deux tiers de toutes les exoplanètes connues, dont la masse est inférieure à celle de Neptune [4], ont été découverts par HARPS. Ces résultats exceptionnels sont le fruit de plusieurs centaines de nuits d’observation avec HARPS [5].

En travaillant avec les observations effectuées avec HARPS de 376 étoiles semblables au Soleil, les astronomes ont maintenant considérablement amélioré l’estimation de la probabilité qu’une étoile comme le Soleil héberge des planètes de faible masse (par opposition aux planètes géantes gazeuses). Ils trouvent qu’environ 40% de ces étoiles ont au moins une planète moins massive que Saturne. La majorité des exoplanètes de la masse de Neptune ou moins semble appartenir à des systèmes à plusieurs planètes.

Avec des mises à niveau en cours, à la fois pour le matériel et les logiciels, HARPS est amené à un niveau supérieur de stabilité et de sensibilité pour la recherche de planètes rocheuses qui pourraient abriter la vie. Dix étoiles proches similaires au Soleil ont été sélectionnées pour un nouveau relevé systématique. Ces étoiles avaient déjà été observées par HARPS et sont connues pour être adaptées à des mesures extrêmement précises de vitesses radiales. Après deux ans de travail, l’équipe d’astronomes a découvert cinq nouvelles planètes avec des masses de moins de cinq fois celle de la Terre.

« Ces planètes seront parmi les meilleures cibles pour les futurs télescopes spatiaux pour rechercher des signes de vie dans l’atmosphère de la planète en cherchant des signatures chimiques révélant la présence d’oxygène», explique Francesco Pepe (Observatoire de Genève, Suisse), l’auteur principal d’un des récents articles.

L'exoplanète tellurique HD 85512 b et son étoile (c) ESO

Une des nouvelles planètes récemment annoncées, HD 85512 b, est estimée à seulement 3,6 fois la masse de la Terre [6] et est située en bordure de la zone habitable – une zone étroite autour d’une étoile où l’eau peut être présente sous forme liquide, si les conditions sont réunies [7].

« C’est la planète la moins massive, découverte et confirmée par la méthode des vitesses radiales qui se trouve potentiellement dans la zone habitable de son étoile, et la seconde planète de faible masse découverte par HARPS à l’intérieur de la zone habitable, » ajoute Lisa Kaltenegger (Institut Max Planck pour l’astronomie, Heidelberg, Allemagne et Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, Boston, Etats-Unis), qui est une experte sur l’habitabilité des exoplanètes.

La précision croissante du nouveau relevé d’HARPS permet désormais la détection de planètes avec des masses inférieures à deux fois celle de la Terre. HARPS est maintenant si sensible qu’il peut détecter des amplitudes de vitesse radiale sensiblement en dessous de 4 km/h [8]  – inférieur à la vitesse de marche d’un promeneur.

« HD 85512 b est loin de la limite de détection de HARPS et démontre la possibilité de découvrir d’autres super-Terres dans les zones habitables autour d’étoiles similaires au Soleil, » ajoute Michel Mayor.

Ces résultats confortent les astronomes dans  l’idée qu’ils sont proches de découvrir d’autres petites planètes rocheuses habitables autour étoiles semblables à notre Soleil. De nouveaux instruments sont prévus pour poursuivre cette quête. Il s’agit notamment d’une copie de HARPS qui va être installée sur le télescope national Galileo (Italie) dans les îles Canaries, qui fera des relevés systématiques d’étoiles dans le ciel de l’hémisphère Nord, ainsi qu’un nouveau et plus puissant « chasseur de planètes » appelé ESPRESSO, qui sera installé sur le VLT de l’ESO en 2016  [9]. Dans un avenir plus lointain, l’instrument CODEX sur le télescope extrêmement grand européen (E-ELT) va pousser cette technique à un niveau supérieur.

« Dans les dix à vingt prochaines années nous devrions avoir la première liste des planètes potentiellement habitables dans le voisinage du Soleil. Faire une telle liste est indispensable avant que de futures expériences puissent rechercher d’éventuelles signatures spectroscopiques de la vie dans les atmosphères d’exoplanètes », conclut Michel Mayor, qui a découvert la toute première exoplanète autour d’une étoile normale en 1995.

Notes

[1] HARPS mesure la vitesse radiale d’une étoile avec une précision extraordinaire. Une planète en orbite autour d’une étoile entraîne des mouvements réguliers et périodiques de celle-ci qui s’approche et s’éloigne d’un observateur situé sur Terre. A cause de l’effet Doppler, ce changement de vitesse radiale induit un décalage du spectre de l’étoile vers des longueurs d’onde plus grandes (appelé redshift en anglais) lors de l’éloignement et un décalage vers le bleu (vers les courtes longueurs d’onde, appelé blueshift en anglais) lors de l’approche. Ce changement infime dans la signature spectrale de l’étoile peut être mesuré avec un spectrographe de haute précision tel que HARPS et utilisé afin de déduire la présence d’une planète.

[2] Les planètes dont la masse est comprise entre une et dix fois celle de la Terre sont appelées des super-Terres. Il n’y a pas de telles planètes dans notre Système Solaire, mais elles semblent très courantes autour d’autres étoiles. Les découvertes de telles planètes dans les zones habitables autour de leurs étoiles sont extrêmement intéressantes parce que – si les planètes sont rocheuses et ont de l’eau, comme la Terre- elles pourraient abriter de la vie.

[3] Actuellement, le nombre d’exoplanètes est de près de 600. En plus des exoplanètes trouvées en utilisant la méthode des vitesses radiales, plus de 1200 candidats exoplanètes ont été trouvés par la mission Kepler de la NASA en utilisant une méthode différente – la recherche de la légère baisse de luminosité d’une étoile lorsqu’une planète lui passe devant (transit) et bloque une partie de sa lumière. La majorité des planètes découvertes par la méthode des transits sont très éloignées de la Terre. En revanche, les planètes découvertes par HARPS sont situées autour d’étoiles proches du Soleil. Cela fait d’elles de meilleures cibles pour de nombreux types d’observations de suivi complémentaires.

[4] Neptune fait environ dix-sept fois la masse de la Terre.

[5] Cet énorme programme d’observation est dirigé par Stéphane Udry (Observatoire de Genève, Suisse).

[6] En utilisant la méthode des vitesses radiales, les astronomes ne peuvent calculer qu’une masse minimale pour une planète, car le calcul de masse dépend aussi de l’inclinaison du plan orbital par rapport à la ligne de visée, qui reste inconnue. D’un point de vue statistique, cette masse minimale est cependant souvent proche de la masse réelle de la planète.

[7] Jusqu’à présent, HARPS a trouvé deux super-Terres qui peuvent se trouver dans la zone habitable. La première, Gliese 581 d, a été découverte en 2007 (eso0722). HARPS a également été récemment utilisé pour démontrer que l’autre candidat super-Terre dans la zone habitable autour de l’étoile Gliese 581 (Gliese 581 g) n’existe pas.

[8] Avec un grand nombre de mesures, la sensibilité de détection de HARPS est proche de 100% pour les super-Terres d’une masse d’au moins dix fois celle de la Terre avec des périodes orbitales allant jusqu’à une année, et même si l’on considère des planètes d’une masse de trois fois celle de la Terre avec une orbite d’une année, la probabilité de détection reste proche de 20%.

[9] ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations), le spectrographe échelle pour des exoplanètes rocheuses et des observations spectroscopiques stables, doit être installé sur le VLT de l’ESO. Actuellement en phase d’étude de conception préliminaire, il est prévu qu’il commence à fonctionner en 2016. ESPRESSO atteindra une précision de vitesse radiale meilleure que 0,35 km/h. En comparaison, la Terre génère une vitesse radiale de 0,32 km/h sur le Soleil. Cette résolution devrait ainsi permettre à ESPRESSO de découvrir des planètes de masse proche de celle de la Terre dans la zone habitable des étoiles de faible masse.

Plus d’informations

Les résultats ont été présentés le 12 Septembre 2011 à la conférence sur les Systèmes Solaires Extrêmes au Grand Teton National Park, Wyoming, Etats-Unis.

Un résumé est présenté dans le document suivant : “The HARPS search for southern extra-solar planets, XXXIV — Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-type planets” à paraître dans la revue Astronomy &Astrophysique.

L’équipe est composée de M. Mayor (Observatoire de Genève [OAUG], Suisse), M. Marmier (OAUG), C. Lovis (OAUG), S. Udry (OAUG), D. Ségransan (OAUG), F. Pepe (OAUG), W. Benz (Physikalisches Institut Universität Bern, Suisse), J. L. Bertaux (Service d’Aéronomie, Paris, France), F. Bouchy (Institut d’Astrophysique de Paris, Université Pierre & Marie Curie, France et Observatoire de Haute-Provence/CNRS, France), X. Dumusque (OAUG), G. LoCurto (ESO, Allemagne), C. Mordasini (Max Planck Institute for Astronomy, Allemagne), D. Queloz (OAUG), N. C. Santos (Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Portugal et Departamento de Física de Astronomia, Faculdade de Ciências da Universidade do Porto, Portugal), D. Queloz (OAUG).

L’ESO – l’Observatoire Européen Austral – est la première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe et l’observatoire astronomique le plus productif au monde. L’ESO est soutenu par 15 pays : l’Allemagne, l’Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l’Espagne, la Finlande, la France, l’Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L’ESO conduit d’ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L’ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L’ESO gère trois sites d’observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l’ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l’observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l’infrarouge. C’est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L’ESO est le partenaire européen d’ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L’ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d’un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L’E-ELT sera « l’œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

Liens

• L’article scientifique dans Astronomy & Astrophysics:
  • “The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone, I — Very low-mass planets around HD20794, HD85512, HD192310” (Pepe et al., 2011)
  • « The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets » (Mayor et al., 2011)

• HARPS
• ESPRESSO
• Gliese 581
• Photos de l’Observatoire de La Silla 

Ailleurs sur le site de la SFE

• Première exoplanète habitable révélée par des climatologues
• À la recherche des planètes extrasolaires
• L’habitabilité : le point de vue de l’astronome
• L’habitabilité : le point de vue du biologiste

Contacts

Thierry Botti
Observatoire Astronomique de Marseille Provence (OAMP)
Marseille, France
Tel: +33 4 95 04 41 06
Courriel: thierry.botti@oamp.fr

Stéphane Udry
Observatoire de l’Université de Genève
Switzerland
Tel: +41 22 379 24 67
Courriel: stephane.udry@unige.ch

Francesco Pepe
Observatoire de l’Université de Genève
Switzerland
Tel: +41 223 792 396
Cell: +41 79 302 47 40
Courriel: francesco.pepe@unige.ch

Lisa Kaltenegger
Research Group Leader, Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Courriel: kaltenegger@mpia.de

Richard Hook
La Silla, Paranal, E-ELT & Survey Telescopes Press Officer
Garching bei München, Germany
Tel: +49 89 3200 6655
Courriel: rhook@eso.org

Ce texte est une traduction du communiqué de presse de l’ESO eso1134.